Vom Sonnensystem zu den Quasaren - UrsusMajor
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<strong>Vom</strong> <strong>Sonnensystem</strong> <strong>zu</strong> <strong>den</strong> <strong>Quasaren</strong><br />
5 Beobachtungsobjekte im <strong>Sonnensystem</strong><br />
5.1 Sonne<br />
5.1.1 Einführung<br />
Unsere Sonne ist seit ca. 5 Milliar<strong>den</strong> Jahren ein relativ stabiler Hauptreihenstern der<br />
Spektralklasse G2, mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen km (ca. 5 Lichtsekun<strong>den</strong>!)<br />
und einer Kerntemperatur von ca. 14,6 Millionen°K. Bei einer mittleren Entfernung zwischen<br />
Erde und Sonne von 149,6 Millionen km erreicht uns ihr Licht nach etwa 8 Minuten.<br />
Die Sonne ist der einzige Fixstern, dessen „Oberfläche“ (Photosphäre) sich direkt beobachten<br />
lässt. Bis spät in die 20er Jahre des 20. Jahrhunderts war es <strong>den</strong> Astronomen und Physikern<br />
noch völlig rätselhaft, wie die Sterne diese gigantischen Energiemengen über so unvorstellbar<br />
lange Zeiträume erzeugen können. Heute ist klar, dass dies hauptsächlich durch<br />
Kernfusion von Wasserstoff <strong>zu</strong> Helium erfolgt. Bei diesem Prozess wird dauernd etwas<br />
Masse in Strahlung umgewandelt. Dadurch wird die Sonne nun seit 5 Milliar<strong>den</strong> Jahren, in<br />
einer wirklich eindrücklichen „Diät“, pro Sekunde um ca. 4 Millionen Tonnen leichter; dies<br />
entspricht etwa dem 16fachen Gewicht des Empire State Building! Die so erzeugte Energie<br />
E errechnet sich einfach nach Einsteins wohl bekanntester Formel der Masse-Energie Äquivalenz:<br />
E = mc 2<br />
Dabei muss der sog. Massendefekt m von 4 Millionen Tonnen pro Sekunde mit dem Quadrat<br />
der Lichtgeschwindigkeit c 2 multipliziert wer<strong>den</strong>. Dies kann mit einem technisch wissenschaftlichen<br />
Taschenrechner leicht nachvollzogen wer<strong>den</strong>. Dies ergibt dann, unter Berücksichtigung<br />
der richtigen Einheiten [m, kg, s], einen unvorstellbar hohen, 23-stelligen Kilowatt<br />
Wert (3.6 x 10 23 KW oder 3.6 x 10 26 W)!<br />
5.1.2 Beobachtbare Phänomene<br />
Das faszinierende Schauspiel, welches die Oberfläche unseres G2 Sterns bietet, sollte sich<br />
kein Amateur entgehen lassen. Die aus Dokumentarfilmen bekannten, so spektakulären<br />
Protuberanzen waren vor nicht all<strong>zu</strong>langer Zeit nur mit sündhaft teuren, schmalbandigen<br />
Hα Filtern beobachtbar, die etwa so viel kosten wie das gesamte 8 Zoll Teleskop. Zwischenzeitlich<br />
sind allerdings von Coronado und Lunt durchaus erschwingliche Systeme auf<br />
dem Markt (ergänzte Anmerkung 2009). Mit normalen, erschwinglichen Objektivfiltern lassen<br />
sich aber mehrere andere, nicht minder interessante Phänomene sehen.<br />
Das folgende Bild zeigt die Sonne vom 29.2.2004 gemäss www.spaceweather.com, wie<br />
sie sich etwa bei geringer Vergrösserung mit dem 25 mm Okular im 8 Zoll Teleskop präsentiert.<br />
Zu sehen sind 5 unterschiedlich grosse Fleckengruppen, davon eine sehr grosse<br />
(rechts oben), welche damals für mehrere gigantische Koronale Massenausbrüche (CME)<br />
verantwortlich war. CME, (Coronal Mass Ejections) oder Flares sind die wohl gewaltigsten<br />
und energiereichsten beobachtbaren Phänomene in unserem <strong>Sonnensystem</strong>, und haben<br />
auch Auswirkungen auf der Erde (erhöhte Auroratätigkeit, Beeinträchtigung elektronischer<br />
Systeme etc.). Mit normalen Objektivfiltern sind sie teleskopisch leider nicht beobachtbar.<br />
Mehr Infos über Flares und CME, sowie deren Klassierung siehe www.spaceweather.com.<br />
Weiter ist auf dem Bild die granulatförmige Struktur der Oberfläche sichtbar. Dies ist im Teleskop<br />
allerdings nur bei gutem Seeing möglich. Diese Plasmablasen haben Durchmesser<br />
bis <strong>zu</strong> 1’000 km und eine Lebensdauer von einigen Minuten. Am linken Bildrand oben ist<br />
noch ein helles Fackelgebiet sichtbar (siehe Pfeil). Hier wird durch Konvektion sehr heisses<br />
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